Загальні відомості про взаємодію електромагнітного випромінювання Сонця з атмосферою Землі

ВЗАЄМОДІЯ ЕМВ СОНЦЯ

З АТМОСФЕРОЮ ЗЕМЛІ

Земна атмосфера для ДЗЗ, з одного боку є об’єктом дослідження, а з іншого, є основним джерелом завад і викривлень при дослідженні земної поверхні. В обох випадках виникає необхідність розпізнавання і виділення на зображеннях хмарних утворень.

Випромінювання перед тим, як потрапити на реєструючий сенсор, що перебуває на певній висоті над земною поверхнею, повинне пройти через атмосферу – суміш газів, у якій перебувають зважені тверді і рідинні частинки – від тонкого аерозолю до щільних хмар з усіма проміжними станами. Молекули газів і ці частинки частину випромінювання розсіюють у різні боки, з довжинами хвиль, меншими від довжин ЕМХ, що надходять. Атмосферні гази дуже сильно абсорбують на певних довжинах хвиль. Як приклад, можна навести поглинання ультрафіолетового випромінювання в озоновому шарі.

Отже, ЕМВ, що надходить до Землі є комбінацією відфільтрованого і розсіяного атмосферою ЕМВ Сонця.

Загальні відомості про взаємодію електромагнітного випромінювання Сонця з атмосферою Землі

Для ДЗЗ основним джерелом ЕМВ є Сонце, температура поверхні якого дорівнює 5780 К. Сонце – центральне і наймасивніше тіло Сонячної системи. Його маса у 333 000 разів перевищує масу Землі й у 750 разів перевищує масу всіх інших планет, разом узятих.

Сонце – потужне джерело ЕМВ, яку воно постійно випромінює в усіх ділянках спектра ЕМХ – від гама-променів до радіохвиль (рис. 3.1).

Рис. 3.1. Електромагнітне випромінювання Сонця

Це випромінювання сильно впливає на всі тіла Сонячної системи: нагріває їх, даючи світло і тепло необхідні для життя на Землі, позначається на атмосфері Землі і інших планет.

Сонячне випромінювання (радіація) генерується термоядерними реакціями, що відбуваються на Сонці, причому, 99% випромененої енергії зосереджене в ультрафіолетовому, видимому і інфрачервоному діапазонах спектра (0,3 – 5,2 мкм). Превалюють хвилі довжиною 0,5 мкм (зелене світло), які добре розрізняються людським оком (рис. 3.2).

Рис. 3.2. Інтенсивність сонячного випромінювання, що падає на Землю

Сонячне випромінювання, розповсюджуючись зі швидкістю 3·10⁵ км/с, вже через 8 хв. досягає орбіти Землі, віддаленої від Сонця на 1,5·10⁸ км. Його вихідна інтенсивність настільки велика, що навіть на такій далекій відстані вона становить близько 1300 Вт/м². Хоча Землі дістається лише мала частка сонячної енергії (Земля отримує лише 0,5·10⁹ частину сонячної енергії), але й цієї енергії, що досягає верхніх шарів атмосфери, достатньо, щоб в десятки тисяч разів перекрити існуючу енергетичну потребу всієї земної кулі.

Якби Земля була позбавлена атмосфери, то середня температура її поверхні становила б – 23°С, а за рахунок наявності атмосфери річна температура поверхні Землі складає 14,8°С. Атмосфера затримує також частину космічних променів і слугує ”бронею” проти руйнівної дії метеоритів. Наскільки великим є захисне значення земної атмосфери, свідчить поцяткована метеоритними кратерами поверхня Місяця, позбавленого атмосферного захисту.

Внаслідок різних складних взаємодій в атмосфері до земної поверхні доходить лише частина ЕМВ Сонця (рис. 3.3), але довжина хвиль ЕМВ при цьому не змінюється. Атмосфера вибірково проникна для різних частин спектру ЕМВ.

Рис. 3.3. Взаємодія сонячного ЕМВ з атмосферою Землі

Атмосфера прозора для ЕМВ в діапазоні довжин хвиль 0,3 – 5,2 мкм (в який міститься близько 88% всієї енергії сонячного випромінювання) і радіодіапазоні 1 мм – 30 м. Випромінювання ІЧ діапазону (λ > 5,2 мкм) поглинається парами води і вуглекислим газом тропосфери і стратосфери. Непрозорість атмосфери в радіодіапазоні обумовлена відбиттям радіохвиль від її іонізованих шарів (іоносфери). Випромінювання ультрафіолетового діапазону (0,18 – 0,3 мкм) поглинається озоном на висотах 15–60 км, а хвилі 0,18 – 0,1 мкм і менше – азотом, молекулярним і атомарним киснем (на висоті від кількох десятків до кількох сотень км над поверхнею Землі). Жорстке короткохвильове (рентгенівське і гамма-) випромінювання поглинається всією товщею атмосфери, до поверхні Землі воно не доходить.

Таким чином, біосфера Землі, завдячуючи атмосфері, виявляється захищеною від згубного впливу короткохвильового випромінювання Сонця.

У вигляді прямої і розсіяної радіації поверхні Землі досягає лише 47% – 51% енергії сонячного випромінювання, що падає на зовнішню межу атмосфери.

Між атмосферою і поверхнею Землі відбувається безупинний обмін енергією (теплообмін) і речовиною (вологообмін, обмін киснем та іншими газами).

Теплообмін обумовлений перенесенням теплоти випромінюванням (променевий теплообмін), передачеє теплоти за рахунок теплопровідності, конвекції і фазових переходів води (випару, конденсації, кристалізації).

Вологообмін обумовлений нерівномірним нагрівом атмосфери над сушею, морем на різних висотах і в різних широтах, що спричиняє нерівномірний розподіл атмосферного тиску. А стійкі перепади тиску, що виникають в атмосфері, викликають загальну циркуляцію атмосфери, з якою і пов'язаний вологообмін, що включає процеси випаровування води з поверхні гідросфери, перенесення водяної пари повітряними потоками, випадання опадів і їхній стік.

ЕМВ Сонця проявляється різними чином: і як світло, яке ми бачимо, і як тепло, яке ми відчуваємо, і як радіохвилі, що сприймають наші радіо- і телевізійні приймачі. З фізичної точки зору випромінювання являє собою електромагнітні коливання різної частоти, що поширюються зі швидкістю світла с =3·10⁵ км/с у вакуумі і з декілька меншої швидкістю у різних інших середовищах. Довжина хвилі λ і частота ν – це дві взаємозалежні характеристики ЕМВ, співвідношення між якими визначається наступною формулою:

Інтенсивність (яскравість) сонячного випромінювання, що падає на Землю (Н₁) залежить від довжини хвилі [134]. Чим вище частота (менше довжина хвилі) ЕМХ, тим більше енергія, що переноситься ними.

Людське око сприймає лише частину спектра ЕМВ, яку називають видимим або світловим діапазоном електромагнітного спектра а також оцінювати яскравість у цьому діапазоні. Більша частина електромагнітного спектра людським оком не сприймається, однак випромінювання, невидиме для ока, може реєструватися іншими органами почуттів людини. Наприклад, ІЧ випромінювання сприймається шкірою людини як тепло тощо.

Прилади ДЗЗ можуть фіксувати ЕМВ в істотно більш широкому діапазоні електромагнітного спектра і надавати колосальні об'єми інформації про стан навколишнього середовища. Головна проблема полягає в створенні сенсорів (датчиків) та алгоритмів обробки даних ДЗЗ, які б дозволили добути закладену в них інформацію.

Для кількісних характеристик взаємодії ЕМВ з об’єктами використовують як абсолютні, такі відносні характеристики. Для абсолютних вимірів використовують дві системи:

– світлова або фотометрична (в люменах) – у видимому діапазоні;

– енергетична або радіометрична (в ватах) – в усіх інших діапазонах електромагнітного спектру.

При відносних вимірах оперують коефіцієнтами поглинання, відбиття, перенесення й розсіювання, значення яких в сумі завжди становить одиницю (закон збереження енергії).

Навіть при безхмарному небі дистанційну зйомку доводиться здійснювати через всю товщу атмосфери[1]. Атмосфера Землі не є прозорою, а пропускає промені різних довжин хвиль вибірково, селективно подібно фільтру. При цьому виділяють чотири основних типи взаємодії сонячного випромінювання з атмосферою Землі (рис. 3.4):

– поглинання;

– розсіювання;

– перенесення;

–відбиття (віддзеркалення).

Рис. 3.4. Взаємодія сонячного випромінювання з атмосферою